Interferometrie auf langen Basen
Very Long Baseline Interferometrie (VLBI)

Noch vor wenigen Jahrzehnten konnte nur das sichtbare Licht von Himmelskörpern mit optischen Teleskopen beobachtet werden. Sterne wurden beobachtet und deren Positionen vermessen. Die Geodäten und Seefahrer vergangener Jahrhunderte benutzten bekannte Sternpositionen, um daraus ihren eigenen Standort auf der Erde zu bestimmen.
Mit den Arbeiten von Jansky wurde 1931 der Grundstein zur Erforschung des Weltraums im Radiofrequenzbereich gelegt. Jansky stellte fest, daß Himmelskörper neben dem sichtbaren Licht Radiowellen aussenden. Nach den verschiedenen Empfangstechniken unterscheidet man heute daher zwischen optischer Astronomie und Radioastronomie.

Messprinzip

Radioteleskope werden seit den 30er Jahren des letzten Jahrhunderts wissenschaftlich genutzt; anfangs wurden sie (und werden bis heute) als Einzelinstrumente eingesetzt, dabei ist jedoch ihr räumliches Auflösungsvermögen aufgrund der großen Wellenlängen im Radiofrequenzbereich gering (im Bereich der Bogenminute). Seit den 60er Jahren, genauer seit hochgenaue Atomuhren verfügbar sind, kann man Radioteleskope auch im Verbund und mit sehr großem räumlichen Abstand voneinander (Very Long Baseline Interferometry = VLBI) einsetzen, dabei steigt das Auflösungsvermögen unter die Millibogensekunde (abhängig vom Abstand der beteiligten Teleskope).

Bild zum Messprinzip

RTW 20m Radioteleskop Wettzell

Bildbeschreibung Weit voneinander entfernte Radioteleskope empfangen Radiowellen von kosmischen Radioquellen (Quasare). Ein hoch empfindlicher Empfänger im Radioteleskop verstärkt die Empfangssignale und leitet sie zum MK-5 Datenregistriergerät weiter. Die Phasenlage der Empfangssignale wird detektiert und mit eingefügten Zeitmarken digital abgespeichert. Die Beobachtungsdaten der Radioteleskope, werden zu einem Auswertezentrum (Korrelator) geschickt. Dort ermittelt man die Laufzeitdifferenzen der von den Radioteleskopen empfangenen Radiowellen. Diese Laufzeitdifferenzen für verschiedene Radioquellen sind die Basiswerte für astronomische und geodätische VLBI-Messungen.

In diesem Fall registrieren mehrere (mindestens 2, im Extremfall bis zu 20) Einzelteleskope gleichzeitig das Radiosignal (Weißes Rauschen) des selben Radiosterns (Quasar).
Das Signal breitet sich im Weltraum als Kugelwelle aus. Mit wachsender Entfernung wird die Krümmung der Kugelwelle immer geringer.
Nach ca. 10 Milliarden Lichtjahren (soweit sind Quasare etwa von der Erde entfernt) trifft das Signal mit ebenen Wellenfronten auf die gesamte Erde (siehe Skizze).
Je nach dem, wo sich die Empfangsstationen auf der Erde befinden, tritt bei der Registrierung der Radiosignale ein Zeitverzug "" gegenüber den Partnerstationen auf.
Jede Messstation zeichnet das Radiosignal zusammen mit hochgenauen Zeitmarken, welche eine Atomuhr bereitstellt, in digitaler Form auf.
Alle an einer VLBI Messung beteiligten Radioteleskope schicken ihre Messdaten zu einem Datenauswertezentrum mit einem speziellen Großrechner (= Korrelator). Dort wird für jede Einzelmessung diese Zeitdifferenz der Emfangssignale"" durch Korrelation ermittelt.
Diese Rohdaten werden schließlich in Datenbanken gespeichert und lassen sich auf vielfältige Weise wissenschaftlich nutzen:

Auf Grund der hohen Genauigkeit finden diese Meßergebnisse auch Eingang in die Geophysik (Meteorologie, Ozeanografie, Erdbebenforschung) und ermöglichen Rückschlüsse auf Vorgänge und Bewegungen im Erdinneren, die auf andere Weise nicht möglich sind.